[논문 리뷰] ISM Masses and Star Formation at z = 1 to 6 ALMA Observations of Dust Continuum in 180 Galaxies in COSMOS

N. Z. Scoville, Kartik Sheth외 13명|arXiv (Cornell University)|2015. 05. 08.

Astrophysics and Star Formation Studies인용 수 8

한 줄 요약

이 연구는 ALMA Cycle 2의 180개의 별 형성은 은하에 대한-dust 연속관측을 통해 은하간 매질(ISM) 질량이 z = 0에서 z ≈ 4.8로 갈수록 급격히 증가함을 보여주며, 특히 별 형성 주요 시퀀스를 초월한 은하에서 더욱 두드러진다. 이는 별 형성률(SFR)과 ISM 질량 간의 선형적 비례관계(SFR ∝ M_ISM^0.9)를 발견하여 주요 시퀀스 전역에서 유사한 가스 소진 timescales를 나타내며, z > 1에서 짧은 가스 소진 시간(약 0.2 Gyr)은 높은 유입률과 상호작용으로 인한 역학적 압축성 가스 운동 때문임을 규명한다.

ABSTRACT

ALMA Cycle 2 observations of the long wavelength dust emission in 180 star-forming (SF) galaxies are used to investigate the evolution of ISM masses at z = 1 to 6.4. The ISM masses exhibit strong increases from z = 0 to $ m $ = 1.15 and further to $ m $ = 2.2 and 4.8, particularly amongst galaxies above the SF galaxy main sequence (MS). The galaxies with highest SFRs at $ m $ = 2.2 and 4.8 have gas masses 100 times that of the Milky Way and gas mass fractions reaching 50 to 80\%, i.e. gas masses 1 - 4$ imes$ their stellar masses. For the full sample of galaxies, we find a single, very simple SF law: $ m SFR \propto M_{ m ISM}^{0.9}$, i.e. a `linear' dependence on the ISM mass -- on and above the MS. Thus, the galaxies above the MS are converting their larger ISM masses into stars on a timescale similar to those on the MS. At z $> 1$, the entire population of star-forming galaxies has $\sim$5 - 10$ imes$ shorter gas depletion times ($\sim0.2$ Gyr) than galaxies at low redshift. These {\bf shorter depletion times are due to a different, dominant mode of SF in the early universe} -- dynamically driven by compressive, high dispersion gas motions and/or galaxy interactions. The dispersive gas motions are a natural consequence of the extraordinarily high gas accretion rates which must occur to maintain the prodigious SF.

연구 동기 및 목표

• ALMA 먼지 연속분광을 이용해 z = 1에서 z ≈ 6.4까지 별 형성은 은하의 은하간 매질(ISM) 질량의 진화를 측정한다.
• 지역 체계와 비교해 고적색도 은하의 별 형성 효율성과 가스 소진 timescales를 조사한다.
• 주요 시퀀스를 초월한 은하가 증가한 ISM 저축으로 인해 다른 별 형성 법칙을 보이는지 확인한다.
• 특히 고속도 유입과 가스 역학의 역할을 중심으로 초기 우주에서 빠른 별 형성의 물리적 메커니즘을 탐색한다.

제안 방법

• ALMA Cycle 2의 장파장 먼지 연속분광 관측을 활용해 z = 1에서 z ≈ 6.4까지의 180개의 별 형성은 은하에서 먼지 질량을 추정하고, 이를 통해 ISM 질량을 유추한다.
• 관측된 마이크로파 영역의 복사강도를 바탕으로 일정한 먼지 방출성과 온도를 가정하여 표준 먼지 대 가스 질량 비율을 사용해 가스 질량을 계산한다.
• SED 피팅을 통해 별 형성률(SFR)을 산정하고, 이를 ISM 질량과 비교하여 별 형성 법칙(SFR ∝ M_ISM^0.9)을 유도한다.
• 가스 소진 timescales(τ_deplete = M_ISM / SFR)를 계산하고 적색도 구간 간 비교를 수행한다.
• 별 형성 주요 시퀀스 상하의 위치에 따라 은하를 분류하여 ISM 질량과 효율성의 차이를 분석한다.
• 압축성 고분산 가스 운동과 은하 간 상호작용이 고적색도에서 별 형성 효율성을 높이는 원인임을 유추한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 별 형성은 은하의 은하간 매질(ISM) 질량은 z = 1에서 z ≈ 6.4로 갈수록 어떻게 진화하는가?
• RQ2 고적색도에서 별 형성률은 ISM 질량에 어떻게 의존하는가? 그리고 지역 별 형성 법칙과의 이격 여부는?
• RQ3 왜 z > 1에서의 가스 소진 시간은 저적색도 은하보다 짧은가?
• RQ4 고속도 유입률과 상호작용 또는 난류 가스 운동과 같은 역학적 과정이 초기 은하에서 관측된 별 형성 효율성을 어느 정도 설명하는가?
• RQ5 z ≈ 2–5에서 주요 시퀀스를 초월한 은하의 ISM 질량과 가스 비율은 어떻게 척도화되는가?

주요 결과

• ISM 질량은 z = 0에서 z ≈ 4.8로 갈수록 크게 증가하며, 가장 극단적인 은하는 은하수 질량의 최대 100배에 이르는 가스 질량을 갖는다.
• z ≈ 2.2와 z ≈ 4.8에서 주요 시퀀스를 초월한 은하는 50–80%의 가스 질량 비율을 보이며, 이는 가스 질량이 별 질량의 1–4배임을 의미한다.
• 단일의 거의 선형 별 형성 법칙이 관측되며, SFR ∝ M_ISM^0.9로 나타나 주요 시퀀스 상의 은하들과 유사한 ISM 소진 timescales를 갖는다.
• z > 1에서 평균 가스 소진 timescale은 약 0.2 Gyr이며, 지역 은하의 5–10배 정도 짧다.
• 짧은 소진 시간은 주로 고효율의 별 형성 모드에 기인하며, 이는 압축성 고분산 가스 운동과/또는 은하 간 상호작용에 의해 유도된다.
• 이러한 역학적 과정은 초기 우주에서 관측된 별 형성률을 유지하기 위해 필요한 높은 가스 유입률의 자연스러운 결과이다.